Galaxie v Trojúhelníku

Galaxie Trojúhelník
Pozorovací údaje
(Ekvinokcium J2000,0)
Typspirální galaxie
ObjevitelGiovanni Battista Hodierna
Datum objevupřed 1654
Rektascenze1h 33m 50,02s[1]
Deklinace+30° 39' 36,7"[1]
SouhvězdíTrojúhelník (lat. Triangulum)
Zdánlivá magnituda (V)5,72[1]
Úhlová velikost70,8×41,7
Vzdálenost2,92±0,13 milionů ly
Rudý posuv-0,000607±0,000010[1]
Fyzikální charakteristiky
Poloměrpřibližně 30 tisíc ly
Absolutní magnituda (V)-18,9 mag
Označení v katalozích
Messierův katalogM 33
New General CatalogueNGC 598
Uppsala General CatalogueUGC 1117
Principal Galaxies CataloguePGC 5818
Jiná označeníM33, NGC 598
(V) – měření provedena ve viditelném světle
Některá data mohou pocházet z datové položky.

Galaxie v Trojúhelníku je spirální galaxie typu SA(s)cd vzdálená přibližně 3 milióny světelných let od Země v souhvězdí Trojúhelníku. Je katalogizována také jako Messier 33 nebo NGC 598. Někdy se používá i název galaxie Větrník, který však má společný s galaxií Messier 101. Galaxie v Trojúhelníku je třetím největším členem Místní skupiny galaxií, která zahrnuje Mléčnou dráhu, galaxii v Andromedě a přibližně 30 dalších menších galaxií. Je to jeden z nejvzdálenějších objektů viditelných za příznivých podmínek pouhým okem. Pozorovatel však musí mít velice dobrý zrak a musí být mimo dosah jakéhokoliv osvětlení.

Viditelnost a pojmenování

Jestliže je v místě pozorování velice nízká úroveň světelného znečištění, je možno galaxii v Trojúhelníku pozorovat pouhým okem.[2] Jedná se o jeden z nejvzdálenějších objektů, který lze pozorovat bez pomoci dalekohledu.[3][4] Jde o objekt mlhovinového charakteru a jeho viditelnost je silně ovlivněna i malým množstvím světelného znečištění. Je viditelný pouze na tmavé obloze mimo jakékoliv venkovské či příměstské osvětlení.[2] Galaxie v Trojúhelníku je jedním z referenčních objektů Bortleho stupnice světelného znečištění.[5]

Galaxie je někdy nazývána jako galaxie Větrník. Pojmenovávají ji tak některé populární astronomické publikace[6] a je takto uváděna též na některých populárně vědeckých astronomických internetových stránkách.[7] Profesionální astronomická databáze SIMBAD, která obsahuje formální označení pro astronomické objekty, však naznačuje, že název galaxie Větrník se používá pro galaxii Messier 101,[8] kterou pod tímto jménem identifikují další amatérské astronomické stránky.[9]

Historie pozorování

Galaxie v Trojúhelníku byla pravděpodobně objevena italským astronomem Giovannin Battistou Hodiernou již před rokem 1654. Ve svém díle De systemate Orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus (česky O systému oběžných drah komet a o obdivuhodných nebeských objektech) ji popsal jako mlhovinu nebo temné místo podobné oblaku a poskytl tajemný popis polohy „poblíž Trojúhelníka hinc inde“. Je to odkaz na souhvězdí Trojúhelníku jako dvojici trojúhelníků. Udaná magnituda odpovídá M33, takže je velmi pravděpodobné, že se jedná o galaxii v Trojúhelníku.[10]

Nezávisle byla galaxie objevena Charlesem Messierem v noci z 25. na 26. srpna 1764. Toto bylo publikováno v jeho katalogu mlhovin a hvězdokup v roce 1771, kde objekt dostal pořadové číslo 33, od té doby má jméno M33. Když William Herschel sestavoval svůj rozsáhlý katalog mlhovin, z opatrnosti do něj nezařadil většinu objektů objevených Messierem,[11] M33 byla ale byla výjimkou a ve svém katalogu ji dne 11. září 1784 uvedl jako H 17-V.[12]

Oblast HII NGC 604 v galaxii v Trojúhelníku

Herschel katalogizoval nejjasnější a největší HII oblast (difuzní emisní mlhoviny obsahující ionizovaný vodík) galaxie v Trojúhelníku odděleně od samotné galaxie. Oblasti přidělil označení H III.150, nakonec však získala pojmenování NGC 604. Viděno ze Země, NGC 604 se nachází severovýchodně od jádra galaxie. Je jednou z největších známých oblastí HII, má průměr 1500 světelných let a spektrum má podobné mlhovině v Orionu. Herschel objevil také tři menší oblasti HII (NGC 588, 592 a 595).

Galaxie v Trojúhelníku byla mezi prvními „spirálními mlhovinami“ popsanými lordem Rossem v roce 1850. V roce 1922 až 1923, John Charles Duncan a Max Wolf objevili proměnné hvězdy v mlhovinách. Edwin Hubble dokázal v roce 1926, že 35 z těchto hvězd jsou klasické cefeidy, což umožňuje odhadnout jejich vzdálenosti. Výsledky byly v souladu s koncepcí spirálních mlhovin jako nezávislých galaktických systémů plynu a prachu, spíše než pouze blízkých mlhovin v Mléčné dráze.[13]

Fyzikální vlastnosti

Průměr galaxie je přibližně 50 tisíc světelných let a je třetím největším členem Místní skupiny galaxií, kupy galaxií, která obsahuje také Mléčnou dráhu a galaxii v Andromedě. S galaxií v Andromedě může být gravitačně svázána. Obsahuje přibližně 40 miliard hvězd, ve srovnání se 400 miliardami hvězd Mléčné dráhy a s biliónem hvězd galaxie v Andromedě.[14]

Disk galaxie má odhadovanou hmotnost (3-6)×109 hmotnosti Slunce, plyn v galaxii má hmotnost 3,2×109 hmotnosti Slunce. Součet hmotností veškeré baryonické hmoty v galaxii může být 1010 hmotnosti Slunce. Temná hmota do vzdálenosti 55 tisíc světelných let (17 kpc) od středu galaxie má hmotnost přibližně 5×1010 hmotnosti Slunce.[15]

Poloha

M33 a souhvězdí Andromedy

Odhady vzdálenosti galaxie v Trojúhelníku se pohybují v rozmezí 2,38 až 3,07 miliónu světelných let (730 až 940 kpc), většina měření po roce 2000 leží okolo tohoto rozmezí.[16][17] Na měření vzdálenosti M 33 byly použity nejméně tři technické metody. Pomocí měření jasnosti proměnných hvězd typu cefeida byla roku 2004 vzdálenost odhadnuta na 2,77±0,13 miliónu světelných let (850±40 kpc).[18][19] Ve stejném roce byla podle jasnosti červených obrů v galaxii, metodou Tip Red Giant Branch (TRGB), odhadnuta její vzdálenost na 2,59±0,08 miliónu světelných let (790±25 kpc).[20] V roce 2006 skupina astronomů oznámila objev zákrytové proměnné hvězdy v galaxii v Trojúhelníku. Studiem zákrytů hvězdy byli schopní změřit jejich velikost, a se znalostí velikosti a teploty jsou astronomové schopní určit jejich absolutní hvězdnou velikost. Když je známá vizuální a absolutní velikost hvězd, je možno určit jejich vzdálenost. Hvězdy leží ve vzdálenosti 3,07±0,24 miliónů světelných let. (940 ± 74 kpc).[16]

Galaxie v Trojúhelníku je zdrojem maserových emisí H2O.[21] V roce 2005 byly pozorovány dva vodní masery na opačných stranách galaxie pomocí skupiny radioteleskopů VLBA, a vědci zjistili úhlovou rychlost rotace a rychlost vlastního pohybu galaxie v Trojúhelníku. Rychlost pohybu galaxie je 190±60 km/s vzhledem k naší Mléčné dráze a galaxie se pohybuje směrem k galaxii v Andromedě.[22]

Trpasličí galaxie v souhvězdí Ryb, známá pod jménem LGS 3, je jeden z malých členů galaxií Místní skupiny galaxií, se nachází 2,022 miliónu světelných let (620 kpc) od Slunce. Na pozemské se nachází 20 stupňů od galaxie v Andromedě a 11 stupňů od galaxie v Trojúhelníku. LGS 3 se nachází ve vzdálenosti 0,913 Kly (280 kpc) od obou galaxií, a může být jak satelitní galaxie jak Andromedy, tak Trojúhelníku. LGS 3 má jádro o poloměru 483 světelných let (148 kp) a má 2,6×107 hmotnosti Slunce.[23]

Struktura

Obrázek galaxie M33 pořízený Spitzerovým vesmírným dalekohledem

V revidované morfologické klasifikaci galaxií francouzského astronoma Gérarda de Vaucouleurse Hubble Sandage (VRHS) je galaxie v Trojúhelníku klasifikována jako typ SA(s)cd. Předpona S naznačuje, že se jedná o spirální galaxii s výraznými rameny z plynu a prachu, které vycházejí z jádra galaxie. A značí, že galaxie nemá příčky, na rozdíl od galaxií typu SB. V klasifikaci amerického astronoma Allana Sandageho „(s)“ znamená, že spirální ramena vycházejí přímo z jádra galaxie nebo z centrální příčky, nikoliv z vnitřního prstence jako u (r)-typu galaxie. Přípona označuje otevřenost spirálních ramen galaxie. Ohodnocení „cd“ značí relativně otevřená ramena galaxie.[24]

Rovina galaxie má sklon 54 stupňů z pohledu od Země, což umožňuje dobře zkoumat její strukturu, její ramena jsou velice dobře pozorovatelná, protože v pohledu na ně nebrání plyn a prach.[25][26] Disk galaxie v Trojúhelníku je vyboulený jen do vzdálenosti asi 8 kpc. Může se okolo něj vyskytovat galaktické halo, okolo jádra galaxie se nevyskytuje žádná výduť.[27] Jedná se o izolovanou galaxii a nejsou u ní pozorovány žádné známky nedávného sloučení nebo interakce s jinými galaxiemi,[26] a postrádá trpasličí průvodce nebo slapové ocasy spojené s naší Galaxií.[28]

Snímek galaxie pořízený v ultrafialové oblasti záření observatoří GALEX

Galaxie je klasifikována jako bez příčky, ale analýza tvaru galaxie ukazuje, že může mít nevýraznou příčku u jádra galaxie. Průměr této struktury je přibližně 0,8 kpc.[29] Okolo jádra galaxie se vyskytují oblasti HII,[21] a obsahuje mimořádně zářivý zdroj rentgenového záření se zdrojem emisí o 1,2×1039 erg s−1, nejjasnější zdroj rentgenového záření v Místní skupině galaxií. Zdroj je modulován o více než 20 procent v 106 denním cyklu.[30] Nicméně se zdá, že jejím jádře není obří černá díra. Z pozorováných oběžných rychlostí hvězd z jádru galaxie vyplývá, že horní limit hmotnosti černé díry v jádře je pouhých 3000 hmotností Slunce.[31]

Ve vnitřní části galaxie se nachází dvě jasná spirální ramena, spolu s mnohonásobnými výběžky, které spojují vnitřní k vnější spirální ramena.[25][26] Hlavní ramena se značí IN (sever) a IS (jih).[32]

Vznik hvězd

NGC 604, oblast vzniku hvězd v galaxii v Trojúhelníku

V centrální oblasti galaxie 4' od centra je atomový plyn účinně přeměňován na molekulární plyn, což způsobuje silné spektrální emise CO. Díky tomu se zde vyskytují obří molekulární mračna, která se kondenzují z okolního mezihvězdného prostředí. Podobný proces probíhá i mimo centrální 4', ale je méně efektivní. Asi 10 procent plynu v mezihvězdném prostředí v galaxii se vyskytuje v molekulární formě.[25][26]

Vznik hvězd je závislý na místní hustotě, a je na jednotku plochy je vyšší v sousední galaxii v Andromedě. (rychlost vzniku je hvězd je asi 3,4 Gyr−1 pc−2 v galaxii v Trojúhelníku, v porovnání s 0,74 v galaxií Andromedě).[33] Celkové vznikají ročně v galaxii v Trojúhelníku hvězdy o 0,45±0,1 hmotností Slunce za rok. Není jisté, zda je v současné době rychlost vzniku hvězd konstantní či má klesající tendenci.[25][26]

Na základě analýzy chemického složení se galaxie zdá být rozdělena do dvou složek s rozdílnou hvězdnou historií. Ve vnitřním disku o průměru 30 tisíc světelných let (9 kpc) mají hvězdy typické chemické složení, jejich metalicita se mění lineárně směrem od jádra. Mimo tuto oblast, asi do vzdálenosti 82 tisíc světelných let (25 kpc), je metalicita hvězd mnohem menší. Toto naznačuje jinou hvězdnou historii vnitřního a vnějšího disku a hala, a je zde možnost scénáře „uvnitř-vně“ formování galaxií.[27] To se stane, když z plynu nahromaděného ve velkém prostoru vznikají hvězdy i později, když plyn v jádru galaxie je už vyčerpán. Výsledkem je snižování průměrného stáří hvězd s rostoucí vzdáleností od galaktického jádra.[34]

Jednotlivé objekty

Pomocí pozorování infračerveným Spitzerovým kosmickým dalekohledem bylo v galaxii v Trojúhelníku objeveno celkem 515 jednotlivých kandidátů na prachová mračna, která emitují záření o vlnové délce 24 μm. Zdroje záření byly katalogizovány v roce 2007. Nejjasnější zdroje leží v centrální oblasti galaxie a podél spirálních ramen.

Mnoho zdrojů emisí je spojeno s oblastmi HII, kde vznikají nové hvězdy.[35] Čtyři nejjasnější oblasti HII oblasti jsou označeny NGC 588, NGC 592, NGC 595 a NGC 604. Tyto regiony jsou spojeny s molekulárními mračny o hmotnosti (1,2-4)×105 Slunce. V nejjasnější z těchto oblastí, NGC 604, proběhla tvorba hvězd asi před třemi milióny let. Tato mlhovina je druhou nejjasnější oblastí HII region v rámci Místní skupiny galaxií, je (4,5±1,5)×107 jasnější než Slunce.[15] Dalšími jasnými oblastmi HII v galaxii v Trojúhelníku jsou IC 132, IC 133 a IK 53.[32]

Severní hlavní spirální rameno se skládá ze čtyř velkých oblastí HII, zatímco jižní rameno má větší koncentrace mladých, horkých hvězd.[32] Odhadovaná četnost explozí supernov v Galaxie v Trojúhelníku je 0,06 u typu Ia a 0,62 u typu Ib/typu II za století. To odpovídá výbuchu supernovy v průměru každých 147 let.[36] Od roku 2008 bylo v galaxii v Trojúhelníku zjištěno 100 pozůstatků po výbuších supernov,[37] většina z nich se nachází v jižní polovině spirální galaxie. Podobná asymetrie existuje pro oblasti HI a H II, a dále pro koncentrace vysoce svítivých masivních hvězd typu O. Střed asymetrie je dvě obloukové minuty na jihozápad od středu galaxie.[32] Protože se jedná o galaxii místní skupiny, Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT, Centrála pro astronomické telegramy) vydává zprávy o novách v M 33, M 31 a M 81.[38]

V galaxii bylo objeveno přibližně 54 kulových hvězdokup, jejich skutečný počet může být vyšší než 122 nebo více.[28] Kulové hvězdokupy mohou být o několik miliard let mladší než kulové hvězdokupy v naší Mléčné dráze, a zdá se, že hvězdokupy vznikaly i v průběhu posledních 100 miliónů let. Tento nárůst souvisí s přílivem plynu do středu galaxie. Ultrafialové emise hmotných hvězd v této galaxii odpovídají úrovni záření podobných hvězd ve Velkém Magellanově oblaku.[39]

V roce 2007 byla s použitím dat z rentgenové observatoře Chandra v galaxii objevena černá díra 15,7krát hmotnější než Slunce. Černá díra, pojmenovaná M33 X-7, obíhá hvězdu s periodou 3,5 dne. Je největší známou hvězdnou černou dírou.[40][41]

Odkazy

Reference

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Triangulum Galaxy na anglické Wikipedii.

  1. ↑ a b c d Object query : M33 [online]. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  2. ↑ a b BORTLE, John E. The Bortle Dark-Sky Scale [online]. SkyandTelescope, únor 2001 [cit. 2010-12-26]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2009-03-23. (anglicky) 
  3. ↑ NAEYE, Robert. A Stellar Explosion You Could See on Earth! [online]. NASA's Goddard Space Flight Center, březen 2008 [cit. 2010-12-26]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2012-03-03. (anglicky) 
  4. ↑ SKIFF, Brian. Messier 81 naked-eye [online]. sci.astro.amateur, leden 2007 [cit. 2010-12-26]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2021-03-01. (anglicky) 
  5. ↑ BAREŠ, Michal. Bortleho stupnice světelného znečištění [online]. Instantní astronomické noviny, listopad 2008 [cit. 2010-12-26]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2009-02-15. (anglicky) 
  6. ↑ O'MEARA, S.J. The Messier Objects. 1. vyd. Cambridge: Cambridge University, 1998. Dostupné online. ISBN 0521553326. 
  7. ↑ NASA Spitzer Telescope Reveals Pinwheel Galaxy's Hidden Wonders [online]. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2004 [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) [nedostupný zdroj]
  8. ↑ M 101 -- Interacting Galaxies [online]. Simbad [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  9. ↑ Messier 101, Pinwheel Galaxy [online]. [cit. 2010-12-26]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2005-11-27. (anglicky) 
  10. ↑ FODERA-SERIO, G. Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology [online]. Journal of the History of Astronomy 1, 1985 [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  11. ↑ JONES, Kenneth Glyn. Messier's nebulae and star clusters (2nd ed.).. 1. vyd. Cambridge: Cambridge University Press, 1991. ISBN 0521370795. S. 336. 
  12. ↑ MULLANEY, James. The Herschel objects and how to observe them.. 1. vyd. [s.l.]: Springer, 2007. Dostupné online. ISBN 0387681248. S. 19 až 17. 
  13. ↑ VAN DEN BERGH, Sidney. The galaxies of the Local Group.. 1. vyd. [s.l.]: Springer, 2000. ISBN 0521651816. S. 72. 
  14. ↑ MICHON, Gerard P. Sizing up the Universe - Stars, Sand and Nucleons [online]. [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  15. ↑ a b CORBELLI, Edvige. Dark matter and visible baryons in M33 [online]. Monthly Notice of the Royal Astronomical Society [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. DOI 10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x. (anglicky) 
  16. ↑ a b BONANOS ET AL., A.Z. The First DIRECT Distance to a Detached Eclipsing Binary in M33 [online]. Astrophysics and Space Science [cit. 2010-12-27]. Dostupné online. DOI 10.1007/s10509-006-9112-1. (anglicky) 
  17. ↑ MAGRINI ET AL., Laura. The Planetary Nebula Population of M33 and its Metallicity Gradient: A Look Into the Galaxy's Distant Past [online]. The Astrophysical Journal, květen 2009 [cit. 2010-12-27]. S. 729 až 740. Dostupné online. DOI 10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x. (anglicky) 
  18. ↑ KARACHENTSEV, I.D. A Catalog of Neighboring Galaxies [online]. Astronomical Journal, 2004 [cit. 2010-12-27]. S. 2031 až 2068. Dostupné online. DOI 10.1086/382905. (anglicky) 
  19. ↑ KARACHENTSEV, I.D. Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field [online]. Astrophysics, 2006 [cit. 2010-12-27]. S. 3 až 18. Dostupné online. DOI 10.1007/s10511-006-0002-6. (anglicky) 
  20. ↑ MCCONNACHIE ET AL. Determining the location of the tip of the red giant branch in old stellar populations: M33, Andromeda I and II [online]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, květen 2004 [cit. 2010-12-27]. S. 250. Dostupné online. DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.07637.x. (anglicky) 
  21. ↑ a b ZHANG ET AL., J.S. On the Nuclear Obscuration of H2O Maser Galaxy [online]. Astrophysical Journal, 2010 [cit. 2010-12-27]. S. 1528 až 1536. Dostupné online. DOI 10.1088/0004-637X/708/2/1528. (anglicky) 
  22. ↑ BRUNTHALER ET AL., Andreas. The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33) [online]. Science, 2005 [cit. 2010-12-27]. S. 1440 až 1443. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1108342. (anglicky) 
  23. ↑ MILLER ET AL., Bryan W. The Star Formation History of LGS 3 [online]. The Astrophysical Journal, prosinec 2001 [cit. 2010-12-27]. S. 713 až 726. Dostupné online. DOI 10.1086/323853. (anglicky) 
  24. ↑ BUTA, Ronald James; CORWIN, Harold G.; ODEWAHN, Stephen C. The de Vaucouleurs atlas of galaxies. 1. vyd. Cambridge: Cambridge University Press, 2007. Dostupné online. ISBN 0521820480. 
  25. ↑ a b c d HEYER ET AL., Mark H. The Molecular Gas Distribution and Schmidt Law in M33 [online]. The Astrophysical Journal, únor 2004 [cit. 2010-12-29]. S. 723 až 729. Dostupné online. DOI 10.1086/381196. (anglicky) 
  26. ↑ a b c d e VERLEY ET AL., S. Star formation in M 33: multiwavelength signatures across the disk [online]. Astronomy and Astrophysics, leden 2009 [cit. 2010-12-29]. S. 453 až 466. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:200810566. (anglicky) 
  27. ↑ a b CIONI ET AL., Maria-Rosa L. The metallicity gradient as a tracer of history and structure: the Magellanic Clouds and M33 galaxies [online]. Astronomy and Astrophysics, listopad 2009 [cit. 2010-12-29]. S. 1137 až 1146. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361/200912138. (anglicky) 
  28. ↑ a b ZLOCZEWSKI ET AL., K. Photometric Survey for Stellar Clusters in the Outer Part of M33 [online]. Acta Astronomica, březen 2008 [cit. 2010-12-29]. S. 1137 až 1146. Dostupné online. (anglicky) 
  29. ↑ HERNÁNDEZ-LÓPEZ, I. M33: The existence of a bar [online]. A Long Walk Through Astronomy: A Celebration of Luis Carrasco's 60th Birthday, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias), listopad 2009 [cit. 2010-12-29]. S. 160 až 162. Dostupné online. (anglicky) 
  30. ↑ DUBUS, G. High resolution Chandra X-ray imaging of the nucleus of M 33 [online]. Astronomy and Astrophysics, říjen 2004 [cit. 2010-12-29]. S. 95 až 98. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:20041253. (anglicky) 
  31. ↑ MERRITT, David. No Supermassive Black Hole in M33? [online]. Science, srpen 2001 [cit. 2010-12-29]. S. 1116 až 1118. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1063896. (anglicky) 
  32. ↑ a b c d BUCZILOWSKI, U. R. A multifrequency radio continuum survey of M33. II - Thermal and non-thermal emission [online]. Astronomy and Astrophysics, říjen 1988 [cit. 2010-12-29]. S. 29 až 40. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1063896. (anglicky) 
  33. ↑ CORBELLI, E. The cluster birthline in M 33 [online]. Astronomy and Astrophysics, únor 2009 [cit. 2010-12-29]. S. 179 až 490. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:200811086. (anglicky) 
  34. ↑ WILLIAMS, Benjamin F. The Detection of Inside-Out Disk Growth in M33 [online]. The Astrophysical Journal Letters, duben 2009 [cit. 2011-01-01]. S. L15 až L19. Dostupné online. DOI 10.1088/0004-637X/695/1/L15. (anglicky) 
  35. ↑ VERLEY, S. Star formation in M 33: Spitzer photometry of discrete sources [online]. Astronomy and Astrophysics, prosinec 2007 [cit. 2011-01-01]. S. 1161 až 1178. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:20078179. (anglicky) 
  36. ↑ TAMMANN, G.A. The Galactic supernova rate [online]. The Astrophysical Journal Supplement Series, červen 2004 [cit. 2011-01-01]. S. 487 až 493. Dostupné v archivu. DOI 10.1086/192002. (anglicky) 
  37. ↑ PLUCINSKY, Paul P. Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look [online]. The Astrophysical Journal Supplement Series, červen 2004 [cit. 2011-01-01]. S. 366 až 378. Dostupné online. DOI 10.1086/52294. (anglicky) 
  38. ↑ BISHOP, David. Extragalactic Novae [online]. supernovae.net [cit. 2011-01-01]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2010-04-08. (anglicky) 
  39. ↑ GREBEL, E. K. The Star Formation History of the Local Group [online]. supernovae.net, listopad 1999 [cit. 2011-01-01]. Dostupné online. (anglicky) 
  40. ↑ ABUBEKEROV, M. K. The mass of the black hole in the X-ray binary M33 X-7 and the evolutionary status of M33 X-7 and IC 10 X-1 [online]. Astronomy Reports, březen 2009 [cit. 2011-01-01]. Dostupné online. DOI 10.1134/S1063772909030056. (anglicky) [nedostupný zdroj]
  41. ↑ MORCONE, Jennifer. Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy [online]. Chandra X-ray Observatory press release, říjen 2007 [cit. 2011-01-01]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2012-10-23. (anglicky) 

Související články

Externí odkazy

Média použitá na této stránce

M33 - Triangulum Galaxy.jpg
Autor: Alexander Meleg, Licence: CC BY-SA 3.0
Telescope: Newton 10",

mount: EQ6, kamera: Canon EOS 400Da, Coma Corrector: Baader MPCC 2", Filter: Baader Planetarium UHC-S, CLS

42 x 15min.
M33.jpg
M33, the Triangulum Galaxy, is a perennial favorite of amateur and professional astronomers alike, due to its orientation and relative proximity to us. It is the second nearest spiral galaxy to our Milky Way (after M31, the Andromeda Galaxy) and a prominent member of the "local group" of galaxies. From our Milky Way perspective, M33's stellar disk appears at moderate inclination, allowing us to see its internal structure clearly, whereas M31 is oriented nearly edge-on.

The Galaxy Evolution Explorer imaged M33 as it appears in ultraviolet wavelengths. Ultraviolet imaging primarily traces emission from the atmospheres of hot stars, most of which formed in the past few hundred million years. These data provide a reference point as to the internal composition of a typical star-forming galaxy and will help scientists understand the origin of ultraviolet emission in more distant galaxies.

These observations of M33 allow astronomers to compare the population of young, massive stars with other components of the galaxy, such as interstellar dust and gas, on the scale of individual giant molecular clouds. The clouds contain the raw material from which stars form. This presents direct insight into the star formation process as it occurs throughout an entire spiral galaxy and constitutes a unique resource for broader studies of galaxy evolution.
M33.tif
Autor: ESA/Hubble and NASA, Licence: CC BY 3.0
A billowing cloud of hydrogen in the Triangulum galaxy (Messier 33), about 2.7 million light-years away from Earth, glows with the energy released by hundreds of young, bright stars. This NASA/ESA Hubble Spare Telescope image provides the sharpest view of NGC 604 so far obtained.

Some 1500 light-years across, this is one of the largest, brightest concentrations of ionised hydrogen (H II) in our local group of galaxies, and is a major centre of star formation.

The gas in NGC 604, around nine tenths of it hydrogen, is gradually collapsing under the force of gravity to create new stars. Once these stars have formed, the vigorous ultraviolet radiation they emit excites the remaining gas in the cloud, making it glow a distinct shade of red. This colour is typical not only of NGC 604 but of other H II regions too. Although it is part of Messier 33 this object is so bright and prominent that it was given its own NGC number.

The fierce ultraviolet radiation released by the stars that give these hydrogen clouds their distinctive glow is also the cause of their uneven appearance and eventual disappearance. The radiation and winds blowing from the surface of these stars gradually erode the cloud they formed from, causing the gases to slowly disperse. The complex structure of NGC 604, with irregular bubbles and wispy filament-like structures alongside denser, redder areas is due to the same forces that will eventually make the cloud disappear. The blister-like cavities show areas of stronger erosion of the cloud. While these areas appear dark in this photograph, they shine brightly at X-ray wavelengths.

This image was created from images taken using the High Resolution Channel of Hubble's Advanced Camera for Surveys. It is a composite of images taken through a total of seven different filters spanning a huge range of wavelengths — from 220 nm in the ultraviolet all the way up to the near infrared at one micron. The field of view is about 31 by 22 arcseconds.
Nursery of New Stars - GPN-2000-000972.jpg
This is a Hubble Space Telescope image (right) of a vast nebula called NGC 604, which lies in the neighboring spiral galaxy M33, located 2.7 million light-years away in the constellation Triangulum.

This is a site where new stars are being born in a spiral arm of the galaxy. Though such nebulae are common in galaxies, this one is particularly large, nearly 1,500 light-years across. The nebula is so vast it is easily seen in ground-based telescopic images (left).

At the heart of NGC 604 are over 200 hot stars, much more massive than our Sun (15 to 60 solar masses). They heat the gaseous walls of the nebula making the gas fluoresce. Their light also highlights the nebula's three-dimensional shape, like a lantern in a cavern. By studying the physical structure of a giant nebula, astronomers may determine how clusters of massive stars affect the evolution of the interstellar medium of the galaxy.

The nebula also yields clues to its star formation history and will improve understanding of the starburst process when a galaxy undergoes a "firestorm" of star formation. The image was taken on January 17, 1995 with Hubble's Wide Field and Planetary Camera 2. Separate exposures were taken in different colors of light to study the physical properties of the hot gas (17,000 degrees Fahrenheit, 10,000 degrees Kelvin
Andromeda constellation map (1).png
Autor: Původně soubor načetl Bronger na projektu Wikipedie v jazyce angličtina, Licence: CC BY-SA 3.0
This is a celestial map of the constellation Andromeda.

Copyright © 2005 Torsten Bronger.

It was created by Torsten Bronger using the program PP3 on 19/05/2005. At PP3's homepage, you also get the input scripts necessary for re-compiling the map.

The yellow dashed lines are constellation boundaries, the red dashed line is the ecliptic, and the shades of blue show Milky Way areas of different brightness. The map contains all Messier objects, except for colliding ones. The underlying database contains all stars brighter than 6.5. All coordinates refer to equinox 2000.0.

The map is calculated with the azimuthal equidistant projection (the azimuth being in the center of the image). The north pole is to the top. The (horizontal) lines of equal declination are drawn for 0°, ±10°, ±20° etc. The lines of equal rectascension are drawn for all 24 hours. The scale of the map is (approx.) 11.8 pixel per degree at the centre of the bitmap. Towards the rim there is a very slight magnification (and distortion).
Spitzer m33.jpg
Infrared image of the Triangulum Galaxy taken from NASA's Spitzer Space Telescope. Blue is 3.6 microns, green 4.5-microns, and red is 8.0 microns wavelength. The pink hue shows the distribution of dust in the galaxy.